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zu zeigen, mit welcher der fraglichen Umlaufszeiten diese Diffe- 
renzen am besten vereinbar sind, seien hier die größeren OO.l") 
in beiden Koordinaten mit den entsprechenden Zeiten und 
Gewichten zusammengestellt. 
(/ sin 0 
positiv 
Beob.-Nr. Jahr Gew. 
negativ 
Beob.-Nr. .Jahr Gew 
Beob.-Nr. Jahr Ge^ 
(i COS f-J 
positiv 
negativ 
Beob.-Nr. Jahr Gew, 
4.-6. 1830-33 4 
1844 1 
1866 1 
|1877- 
1-1880 
31.— 32. 1883 
34. 1888 
36. 1899 
16. 
22. 
25.-28. 
1. 
2. 
7.-11 
1782 
1825 
(1833— 
1-1838 
-.o (1842— 
Id. iö-(_ig43 
17. 
19.-21. 
23. 
29. 30. 
33. 
85. 
38. 
1 
1 
21 
5-3 
10 
1844 
/1863— . 
—1865 ^ 
1866-5 
1881 
1886 
1894 
1803 
2. 
1825 
1 
1. 
1782 
1 
5.-8. 
(1831- 
5-8 
4. 
1830 
1 
1—1835 
9. 
1836 
2 
16. 
1844 
1-3 
13. 15. 
1842 
2-3 
19. 
1863 
17. 18. 
1845 
11 
23. 
1867 
1-3 
22. 
1866 
13 
24. 
1870 
13 
26. 
1878 
1 
25. 
1877 
13 
29. 30. 
1881 
4 5 
27. 28. 
1880 
3 5 
33. 
1886 
1-5 
31. 32. 
1883 
2 5 
36. 37. 
(1899- 
2-8 
35. 
1894 
13 
1-1901 
1-3 
In dieser Zusammenstellung sind durch einen vertikalen 
Strich neben den Jahreszahlen die Interwalle gekennzeichnet, die 
die Annahme einer Halbjährigen Periode ausschließen. 
Fassen ivir also das Resultat der Bahnbestimmung aus den 
speJctrosJcopischen Beobachtungen, das Ergebnis der Vergleichung der 
beobachteten PositionswinJcel und scheinbaren Distanzen von A und B 
mit den aus den beiden verschiedenen Ephemeriden I. und II. ab- 
geleiteten^ sowie das eben aus den Beobachtungen des Sternes C 
gefundene zusammen, so zeigt sich, dass die Beobachtungen mit der 
Annahme der kürzeren Umlaufszeit nicht im Widerspruche stehen, 
sondern vielmehr für sie sprechen. Darnach hat d Equulei die 
kürzeste Umlaufszeit, die bis jetzt an einem visuell trennbaren 
Doppelstern nachgeiviesen wurde. 
Husseys Elementensystem, wie es auf Seite 177 angegeben 
ist, liegt diese Umlaufszeit von 5' 7 Jahren zu gründe. Es stützt 
sich bloß auf die bis 1900*8 angestellten Beobachtungen. 
